Fondos cósmicos

En las últimas décadas hemos aprendido un montón de cosas sobre la infancia del Universo. Las principales fuentes de información son la composición isotópica resultante de la nucleosíntesis del big bang y las fluctuaciones en la radiación cósmica de microondas (a la espera de una posible detección de ondas gravitatorias primordiales).

La época tenebrosa

En el episodio anterior habíamos concluido 20 minutos después del Big Bang, con un montón de núcleos de hidrógeno, algunos de helio y unos pocos más de elementos más pesados. Pero los núcleos no eran los únicos habitantes de esta época. También teníamos muchos electrones dando tumbos. Como la temperatura era aún muy elevada, todo estaba en estado de plasma: los electrones y núcleos no podían juntarse para formar átomos neutros porque la energía térmica era capaz de ionizarlos.

Así que tenemos una sopa de partículas cargadas, interaccionando electromagnéticamente, y por lo tanto acelerando y frenando frenéticamente. Una carga eléctrica que acelera emite radiación electromagnética (radiación de frenado, más conocida con el bonito nombre de Bremsstrahlung). También existían fotones más antiguos, procedentes de la aniquilación primordial de materia y antimateria. Pero al haber cargas libres, estas también pueden absorber fácilmente los fotones que encuentran a su paso. El efecto neto es que la luz no podía propagarse a lo largo de largas distancias, y por lo tanto no ha podido llegar hasta nuestros días.

Hágase la luz

Hubo que esperar unos 380000 años hasta que las cosas cambiaran. Por aquel entonces, la temperatura ya había bajado debido a la expansión hasta unos agradables 3000 K. En primer lugar se empezaron a formar átomos neutros de helio, ya que tiene una energía de ionización mayor. Pero aún había muchas cargas sueltas, así que el espacio era aún bastante opaco. Pero poco después sucedió la formación de átomos neutros de hidrógeno, un evento conocido como recombinación.

A partir de entonces, ya no había partículas cargadas sueltas. Los átomos neutros son bastante malos a la hora de absorber radiación electromagnética (solo pueden hacerlo a unas frecuencias muy concretas), así que ahora, todos los fotones supervivientes pueden propagarse libremente por el Universo sin encontrar impedimentos. Como se han desacoplado del resto de la materia, ya no están en equilibrio con ella, y por lo tanto mantienen su propia temperatura, que en esos momentos era 3000 K.

Estos fotones se encontraban distribuidos por todo el Universo y se movían en todas las direcciones. De todos ellos, unos pocos se encontraban a la distancia adecuada con la trayectoria adecuada para llegar hasta la Tierra aquí y ahora, los que conforman la superficie de última dispersión. Esta superficie no tiene nada de especial, es como ocurre en un arco iris: la refracción de la luz ocurre en todas las gotas de lluvia, pero solamente la podemos ver en las que forman el arco porque solo sus rayos refractados llegan hasta nosotros.

Tras millones de años de viaje, la expansión del universo les ha afectado incrementando su longitud de onda, lo que equivale a disminuir su temperatura. Así que los fotones procedentes de la recombinación presentan un espectro [número de fotones correspondientes a cada longitud de onda] muy característico, el de un cuerpo negro a una temperatura de unos 3 K. El máximo de este espectro se produce en radiaciones de microondas, por lo que la radiación se conoce como fondo cósmico de microondas (CMB).

Observando el pasado

Gamow, Alpher (viejos conocidos de la entrada anterior) y Hermann fueron los primeros en predecir la existencia de esta radiación. Sin embargo, la precisión de los datos cosmológicos en aquella época era bastante débil, por lo que su predicción era una señal de entre 5 K y 50 K (la fueron cambiando varias veces).

Dicke, Peebles y Wilkinson diseñaron un experimento para detectar esta radiación. Sin embargo, alguien se les adelantó accidentalmente. Penzias y Wilson estaban probando una antena ultrasensible para comunicación con satélites. Pero la señal que obtenían tenía mucho ruido. Eliminaron las interferencias procedentes de emisoras de radio y similares, pero aún tenían un ruido persistente. Pensaron que podría estar causada por suciedad depositada en la antena, así que la limpiaron pero sin ninguna mejoría. Cambiando la orientación de la antena descartaron que el ruido procediera del Sol o de otra fuente astronómica próxima: venía de más allá de la galaxia. Un amigo les comentó la predicción teórica y las intenciones de Dicke y compañía. Así que se pusieron en contacto con ellos y juntos publicaron el gran descubrimiento: habían detectado el CMB. Pero solo Penzias y Wilson recibieron el Nobel por ello. Si aún tienes una tele analógica y pones un canal no sintonizado, veras una "niebla": una pequeña parte de este ruido procede de la radiación del fondo cósmico.

En 1989, la NASA lanzó el satélite COBE para estudiar con más detalle la radiación CMB. Tras cuatro años de toma de medidas, determinó que su espectro coincidía perfectamente con el de un cuerpo negro a una temperatura de 2.73 K.

La arruga es bella

Para mejorar la precisión de las medidas, la NASA lanzó en 2001 la sonda WMAP (bautizada en honor de Wilkinson) y la ESA la sonda Planck en 2009. Ambas observaron que, superpuesto al espectro perfecto de 2.73 K, hay unas pequeñísimas fluctuaciones en la temperatura, siempre menores que \(10^{-5}\) K. El estudio de estas minúsculas inhomogeneidades nos ha permitido conocer mucho mejor a nuestro universo.

Hay dos fuentes de inhomogeneidades para la temperatura: las inhomogeneidades tardías se producen por la interacción de la radiación con la materia, fundamentalmente debido a la ionización de hidrógeno en procesos astronómicos (reionización), y también su distorsión debido al efecto lente gravitatorio.

La principal causa de inhomogeneidades primordiales (es decir, que sucedieron antes de la recombinación) es la oscilación acústica de bariones (BAO). Cuando los protones aún interaccionaban con los núcleos, la presión que generaban hacía que los núcleos se dispersaran, mientras que la atracción gravitatoria tenía el efecto contrario, hacía que se agruparan entre sí. El resultado es que la densidad de núcleos oscilaba, con lo cual la densidad de fotones también lo hacía. Este proceso ha dejado su huella en la distribución angular de los fotones: hay regiones ligeramente más frías y otras ligeramente más cálidas.

Lo interesante es que la distribución angular de estas oscilaciones de densidad es extremadamente sensible a los distintos parámetros cosmológicos: las oscilaciones de mayor amplitud nos revelan la curvatura del universo, las de amplitud intermedia el contenido de materia bariónica (es decir, descontando la materia oscura), las de amplitud intermedia la cantidad de energía oscura... Básicamente, todo lo que ocurrió antes de la recombinación dejó su firma personal en la radiación de fondo.

Los neutrinos se suman a la fiesta

Volvamos un momento a los primeros segundos tras el Big Bang. Vimos que durante un tiempo, se producían reacciones débiles que transformaban protones en neutrones y viceversa. En este tipo de reacciones intervienen los neutrinos, que son absorbidos y emitidos por los nucleones. Pero una vez que cesó este proceso, los pobres neutrinos se desacoplaron del resto de la materia porque ya no podían interaccionar, del mismo modo que les sucedió a los fotones miles de años después. Como consecuencia, los neutrinos también forman su propio fondo cósmico (C\(\nu\)B), en este caso con una temperatura de 1.9 K.

Los neutrinos son unas partículas extremadamente difíciles de detectar, porque les gusta muy poco interaccionar con el resto de la materia. Pero el problema es aún mayor, porque los detectores están preparados para ver neutrinos muy energéticos, y los del fondo cósmico tienen energías extraordinariamente pequeñas. Por lo tanto, la detección directa del C\(\nu\)B es una quimera con la tecnología actual.

Pero como hemos visto antes, todo lo que ocurrió en los primeros años del universo dejó su marca en la radiación CMB. Y el desacoplo de los neutrinos no es una excepción. El mes pasado se publicó un artículo, usando los datos recolectados por la sonda Planck, en el que se observa por primera vez el efecto del desacoplo en las fluctuaciones cósmicas. Los datos confirman la existencia del fondo de neutrinos, y que solamente hay tres especies (electrónico, muónico y tauónico). Aún es pronto para determinar su temperatura, aunque se espera que sea posible tras la publicación de más datos de Planck en enero.

Para saber más

Ethan Siegel: CONFIRMED: The Last Great Prediction of the Big Bang! Starts with a Bang